Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://www.sao.ru/precise/Laboratory/Dis_akn/node58.html
Дата изменения: Thu Jul 8 15:31:51 1999 Дата индексирования: Tue Oct 2 02:32:36 2012 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: п п п п п п п п п п п п п п п |
Имеется несколько индикаторов быстрых движений газа в спектрах BCG,
очевидно связанных со вспышками сверхновых и ветром от массивных
горячих звезд.
Наряду с уширением линий возможно также усиление
некоторых эмиссионных линий за фронтом ударной волны, например
запрещенной линии [OI] 6300 Å.
Был проведен поиск проявлений сверхновых и звездного ветра по спектрам всех
галактик, наблюдавшихся на эшелле-спектрографе 6-м телескопа.
В таблице 3.2 приводятся результаты такого поиска.
Видно, что наиболее часто
наблюдающимся в этих галактиках признаком быстрого
движения газа являются широкие компоненты сильных эмиссионных линий.
В противоположность этому WR-особенности (широкие эмиссионные линии
NIII/NIV, HeII, CIII/CIV вблизи 4650 Å) редко
обнаруживаются в спектрах галактик с малым содержанием тяжелых элементов.
Ранее такой вывод был получен в работе Masegosa, Moles, & del Olmo (1991)
для другой выборки
карликовых галактик. Он согласуется с предсказаниями теории
эволюции массивных звезд (Maeder & Meynet 1988; Maeder & Meynet 1988).
У всех пяти галактик (таблица 3.3),
для которых измерены широкие и очень широкие компоненты, не обнаружены
WR-особенности. Возможно, в этих галактиках основным механизмом,
ответственным за быстрое движение газа, являются взрывы большого
количества сверхновых. Однако частота встречаемости таких
WR-особенностей может быть занижена из-за трудности обнаружения слабых
эмиссионных линий, сильно расширенных вследствие больших скоростей
истечения газа.
No. | Индикатор | Количество | % от полного |
галактик | количества | ||
(1) | (2) | (3) | (4) |
1. | Усиленная эмиссионная линия [OI] ![]() |
||
(I(![]() ![]() ![]() |
9 | 10 | |
2. | Широкие WR особенности вблизи ![]() |
5 | 6 |
3. | Широкие компоненты сильных эмиссионных | ||
линий ![]() ![]() ![]() |
|||
(102-103 км с-1) | 26 | 30 | |
4. | Усиленная эмиссионная линия HeI ![]() |
||
(I(![]() ![]() ![]() |
8 | 9 | |
5. | Очень широкие компоненты сильных эмиссионных | ||
линий (v ![]() |
4 | 5 |
Из таблицы 3.2 следует, что быстрое расширение газа в областях ионизованного водорода в BCG со скоростями в несколько сотен километров в секунду скорее правило, чем исключение. Очевидно, что эффект уширения эмиссионных линий не связан с приемной аппаратурой или условиями наблюдений. В течение одной ночи наблюдений уширенные линии наблюдались в некоторых галактиках и не наблюдались в спектрах других галактик, имеющих сравнимые видимые звездные величины и интенсивности эмиссионных линий. На протяжении всех наблюдений эмиссионные линии ночного неба были узкими без признаков широких крыльев.
Параметр | Галактика | ||||
0125-065 | 0305-140 | 0907+593 | 1408+551A | 1533+574A | |
FWHM(Å): | |||||
Узкая компонента | 4.6 | 4.6 | 4.9 | 4.8 | 4.6 |
Широкая компонента | 9.3 | ... | 13.1 | 13.0 | ... |
Очень широкая | 84.0 | 64.2 | ... | ... | 84.5 |
Светимость (эрг с-1): | |||||
Узкая компонента |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
Широкая компонента |
![]() |
... |
![]() |
![]() |
... |
Очень широкая |
![]() |
![]() |
... | ... |
![]() |
Масса газа(грамм): | |||||
Узкая компонента |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
Широкая компонента |
![]() |
... |
![]() |
![]() |
... |
Очень широкая |
![]() |
![]() |
... | ... |
![]() |
Кинетическая энергия (эрг): | |||||
Широкая компонента |
![]() |
... |
![]() |
![]() |
... |
Очень широкая |
![]() |
![]() |
... | ... |
![]() |
Количество O7 звезд: | |||||
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
|
Количество сверхновых: | |||||
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
![]() |
Как правило, в спектрах голубых компактных галактик с областями
ионизованного водорода высокого возбуждения уширена линия
[NeIII] 3868 Å, а также самые
сильные линии H
4861 Å, H
6563 Å,
[OIII]
4959 Å и [OIII]
5007 Å.
В принципе высокоскоростные движения газа могут быть вызваны различными причинами, например столкновением галактик и приливным взаимодействием. Чтобы сделать разграничение между возможными механизмами уширения эмиссионных линий кроме спектральных данных необходима дополнительная информация, например изображения галактик в широкополосных фильтрах. Не для всех исследуемых галактик такие наблюдения проведены. Однако, например, для галактики Mrk 996 получены ее изображения в фильтрах V и I (Thuan, Izotov, Lipovetsky 1996), которые показывают, что эта галактика имеет правильную сферически-симметричную форму, исключающую гипотезу о приливной природе высокоскоростных движений.
Длины волн широких компонентов линий практически для всех галактик с точностью до 1 Åсовпадают с длинами волн узких компонентов эмиссионных линий. Поэтому наиболее вероятная причина высокоскоростного движения газа -- сверхновые и звездный ветер от массивных звезд.
Проведем анализ основных характеристик высокоскоростного
газа в некоторых BCG из изучаемой выборки.
В таблица 3.3 приведены данные для высокоскоростного
газа, наблюдаемого в отдельных галактиках в линии H
6563 Å.
Масса газа и кинетическая энергия для всех газовых компонент
рассчитаны в предположении, что все они занимают один и тот же
объем со средней электронной концентрацией Ne = 100 см-3.
Тогда масса газа равна:
![]() |
(3.18) |
![]() |
(3.19) |
Полное количество звезд спектрального класса О7 оценено из светимости
узкого компонента линии H.
Принято, что поток Lc-квантов от
каждой звезды спектрального класса О7 равен 3.6
1048 с-1(Thompson 1984). Наконец, полное количество сверхновых рассчитано как отношение
кинетической энергии к энергии одной сверхновой, принятой равной 1051 эрг.
Наши приближенные оценки показывают, что кинетическая энергия
высокоскоростного газа в голубых компактных галактиках значительно
превосходит энергию отдельных сверхоболочек и сверхпузырей в
Галактике и Магеллановых Облаках, и сравнима с кинетической энергией
высокоскоростного газа, наблюдаемого в некоторых галактиках
со сверхвысокой светимостью в дальнем ИК-диапазоне (Heckman, Armus, & Miley 1990).
Кинетической энергии высокоскоростного газа достаточно для удаления
из галактики до 108 М
газа в течение вспышки звездообразования.
Для карликовых систем, в которых может реализоваться ситуация, когда
процесс звездообразования охватывает всю галактику (галактика является
одной гигантской областью H II), это может привести к полному
разрушению галактики.